Schaut man sich diese Region im Deep Sky Survey (DSS) an, dann sieht man eine große schwarze Dunkelwolke. Das ist LDN 673. Bei stärkerer Vergrößerung kann man auf dem DSS dann einzelne Sterne sehen und in den dunklen Bereichen sehr schwache rötliche Sternchen erahnen. Tatsächlich ist die Gegend aber ein Sternentstehungsgebiet. In der Molekülwolke und dahinter leuchten viele nur im Infraroten sichtbare Sterne,

Diese Aufnahme wurde durch einen Filter gewonnen, der nur infrarotes Licht mit einer Wellenlänge größer als 807 nm durchlässt. Das Bildfeld wimmelt von vielen schwachen Sternchen, durch die sich Dunkelwolken hinduchziehen. Obwohl der Staub bei der verwendeten Wellenlänge von ca. 800-1000 nm noch nicht durchsichtig ist (das wird er erst bei etwa 2000 nm = 2 µm Wellenlänge), werden dennoch viel mehr Sterne sichtbar. In dieser Region bringt der IR-Passfilter einen deutlichen Gewinn gegenüber den visuellen Filtern. Mit der Bildung von jungen Sternen sind häufig Reflexionsnebel wie GN 19.18.0 in der oberen Bildhälfte und variable Sterne vom T Tauri Typ wie V1352 Aql in der unteren Bildhälfte verbunden.

V1352 Aql, auch AS 353 genannt, ist ein Mehrfachsternsystem. In meiner Aufnahme sind die beiden Komponenten nicht getrennt. Die nördlichere ist vermutlich ein Dreifachsystem, die südliche ein sehr enges Doppelsternsystem. Für die nördliche Komponente wird der Spektraltyp K5, für die südliche M0 angegeben. Die nördliche wird nicht nur von einer sehr dichten Staubscheibe eingehüllt, sondern weist auch starke Jets auf, in denen Atome auf extrem hohe Geschwindigkeiten beschleunigt werden und das umgebende Gas stauchen und durch Stöße mit den Gasatomen zum Leuchten anregen. Solche Effekte nennt man Herbig-Haro-Objekte. Für V1352 Aql bzw. AS 353 haben sie die Katalognummer HH 32.

Das etwa 200 Lichtjahre entfernte System hat ein Alter von etwa 1 Million Jahren. Es beleuchtet die Höhle aus Staub und Gas, aus der es geboren wurde. Besonders im Osten sind diese Filamente auf meiner Aufnahme schwach erkennbar. Im visuellen Spektrum sind sie viel heller als im Nahinfraroten, aber dennoch im IR erkennbar. Ebenfalls im Visuellen besser erkennbar ist ein gebogener "Staubschweif" im Süden der südlicheren Komponente. Dabei handelt es sich um einen für T Tauri Sterne typischen Reflexionsnebel. Nicht nur durch die kühle Oberflächentemperatur, sondern auch wegen der Infrarotstrahlung der dichten Staubscheibe sind beide Sterne im Infraroten deutlich heller als im Visuellen. Das ist leider auch ein weiterer Faktor dafür, dass die beiden Komponenten auf meiner Aufnahme nicht getrennt werden konnten. V1352 Aql bzw. AS 353 ist von den Wissenschaftlern recht ausgiebig untersucht worden.

Praktisch überhaupt nicht untersucht worden ist hingegen der etwas weiter nördlich gelegene Reflexionsnebel GN 19.18.0 um einen jungen Stern. Der Stern befindet sich in einer Dunkelwolke. Seine Nebelstruktur ist relativ komplex und unterscheidet sich im Visuellen und im Infraroten. Der südliche Teil des Nebels wirkt besonders auf viesuellen Aufnahmen wie ein dreieckiger Trichter und erinnert an NGC 2261 oder PV Cep. Im Infraroten sind die Ränder des Dreiecks etwas diffuser. Wenn es sich um denselben Mechanismus wie bei NGC 2261 handelt, dann sehen wir den jungen Stern, der es gerade geschafft hat, mit seinem Sternwind ein "Loch" in die Staubwolke zu blasen und nun die Wände dieser trichterförmigen Öffnung beleuchtet.

Wenn der Mauszeiger aufs Bild bewegt wird, erscheinen die Namen der wichtigsten Objekte. Auf die markierten Sterne wird weiter unten auf dieser Seite eingegangen. Beim Klick aufs Bild oder hier ist das Bildfeld in voller Auflösung erreichbar.

Datum: 24.08.19, 22:48h MESZ

Optik: f=750mm f/5,4

Nachführung: TVGuider mit Watec 120N an 90mm f/5,6

Gesamtbelichtungszeit: 90 min (Einzelbilder: 600 Sekunden)

Kamera: Atik 460EX

Filter: ProPlanet 807 IR-Passfilter von Astronomik

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Falschfarbenbild aus den rot- und blaugefilterten Aufnahmen des DSS. Der Grünkanal wurde als Mittelwert von Blau- und Rotkanal gebildet. Deutlich sind die Dunkelwolken in diesem Gebiet erkennbar. Die Bildgröße beträgt 45 x 60 Bogenminuten. Wenn der Mauszeiger aufs Bild bewegt wird, erscheint das Falschfarbenbild aus infrarot-, rot- und blaugefilterter Aufnahme. In den dunklen durch Staubwolken dominierten Bereichen treten rötliche Sterne hervor. Sie sind vornehmlich im Nahinfraroten, aber kaum im visuellen Spektralbereich sichtbar. Alle Einzelbilder wurden im Kontrast angehoben.

Aufnahme: DSS (POSS II)

Das nebenstehende Falschfarbenbld von V1352 Aql und HH 32 wurde mit dem HST gemacht und zeigt den innersten Bereich des Objekts. Die Wellenlänge der Emissionslinie des ionisierten Wasserstoffs (Hα) wurde dem Grünkanal zugeordnet.

Aufnahme: HST

Der nebenstehende Ausschnitt aus dem Falschfarbenbld mit infrarot-, rot- und blaugefilterten Aufnahmen des DSS zeigt eine ähnliche Farbgebung wie das HST-Bild. Die rotgefilterte Aufnahme, auf der die Emissionslinie des ionisierten Wasserstoffs leuchtet, wurde dem Grünkanal zugeordnet. Es sind in dem Ausschnitt zwei grünliche Objekte sichtbar: In der oberen rechten Ecke ist das HH 32, in der unteren linken Ecke HH 250, ein Objekt, das praktisch überhaupt nicht untersucht wurde.

Aufnahme: DSS (POSS II)

Falschfarbenbilder aus infrarot-, rot- und blaugefilterten Aufnahmen. Die rot- und blaugefilterten Aufnahmen stammen vom DSS, die infrarotgefilterten Aufnahme ebenfalls aus dem DSS, wenn sich der Mauszeiger nicht auf dem Bild befindet, und von mir, wenn sich der Mauszeiger auf dem Bild befindet.

Aufnahmedaten meiner Aufnahme siehe weiter oben. Alle Einzelbilder wurden im Kontrast angehoben.

Aufnahme: Maus nicht im Bild: DSS (POSS II), Maus im Bild: IR = M. Mrotzek; rot und blau = DSS (POSS II)

Bei genauer Inspektion des Falschfarbenbilds aus meinem Infrarotbild und den rot- und blau gefilterten Aufnahmen des DSS fiel mir auf, dass einige Sterne nicht genau übereinander zu liegen kamen. Besonders eklatant ist das bei den zwei Sternen, die im nebenstehenden Bild markiert sind. Einerdavon ist bereits als "Schnellläufer" (High Proper Motion (HPM) Star) bekannt. Es handelt sich um einen nahen Stern, der sich in der Zeit zwischen den Aufnahmen des DSS und meiner Aufnahme deutlich vor dem Hintergrund der weiter entfernten Sterne fortbewegt hat, und zwar mit 142 Millibogensekunden pro Jahr nach Süden und mit 87 Millibogensekunden pro Jahr nach Osten. Das türkisfarbene Sternbiuld ist die Position zur Zeit der DSS-Aufnahmen, das rote Sternbild die Position im August 2019. Der Stern ist als LSPM J1921+1101 katalogisiert.

Rechts oben im Ausschnitt hat sich ein hellerer Stern offenbar etwas nach Süden bewegt. Das rote Sternbild ist deutlich nach unten verschoben, allerdings geringer als bei LSPM J1921+1101. Dieser Stern wurde offenbar noch nicht als Stern mit hoher Eigenbewegung erkannt und katalogisiert. Das kann bzw. wird sich sicherlich ändern, wenn die Daten des Astrometriesatelliten Gaia ausgewertet wurden.

In dem Ausschnitt darunter ist ein weiterer Stern mit hoher Eigenbewegung zu sehen. Er ist deutlich heller als LSPM J1921+1101, aber anscheinend nirgends katalogisiert und bisher wohl nicht als HPM Stern aufgefallen. Jedenfalls kennt Simbad ihn nicht. Mit der bekannten Bewegung von LSPM J1921+1101 habe ich auf einem hoch vergrößerten Ausschnitt die Differenz der beiden Bilder dieses Sterns in Pixel ausgezählt. Damit hatte ich einen Maßstab, um die Bewegung des unbekannten HPM Sterns zu berechnen. Ich erhielt für ihn eine jährliche Bewegung nach Osten von etwa 210 Millibogensekunden und nach Norden von etwa 50 Millibogensekunden.

Aufnahme: IR = M. Mrotzek; rot und blau = DSS (POSS II)

Etwa in der Bildmitte leuchtet sowohl im Falschfarbenbild mit synthetischem Grünkanal als auch im Falschfarbenbild unter Zuhilfenahme einer Infrarotaufnahme ein schwacher knallblauer Stern. Dabei handelt es sich um einen Weißen Zwerg, den nackten Kern eines sonnenähnlichen Sterns, der seinen gesamten Wasserstoffvorrat zu Helium und schwereren Elementen fusioniert hat, aber nicht genügend Masse besitzt, um weitere Fusionsprozesse in Gang zu setzen. So bleibt der heiße Kern zurück und kühlt über die Jahrmilliarden langsam ab. Die Anfangstemperatur eines Weißen Zwergs beträgt einige zigtausend Grad Kelvin und kann sogar eine Temperatur von 200.000 K erreichen. Der Durchmesser der Weißen Zwerge entspricht etwa dem Durchmesser der Erde, ihre Masse etwa 0,5 bis 1,4 Sonnenmassen. Weiße Zwerge haben somit eine sehr große Dichte. Der Weiße Zwerg ist unter der Bezeichnung GD 218 katalogisiert.

Wenn der Mauszeiger aufs Bild bewegt wird, erscheint meine Infrarotaufnahme. Obwohl der Weiße Zwerg extrem heiß ist, leuchtet er dennoch im Infraroten noch relativ hell und ist gut sichtbar. Aber der Stern springt ja! Der Weiße Zwerg scheint ebenfalls ein Stern mit hoher Eigenbewegung zu sein, der sich zwischen den Aufnahmen des DSS und 2019, also in den letzetn ca. 30 Jahren, merklich fortbewegt hat. Die astronomische Datenbank Simbad gibt Werte von 30 Millibogensekunden nach Osten und 105 Millibogenskunden nach Süden für die jährliche Eigenbewegung an. Aber Vorsicht: Der Stern südlich von GD 218 wird im Infraroten heller! Der schwache Stern darüber ist die veränderte Position von GC 218.

Aufnahme: Maus nicht im Bild: IR = M. Mrotzek; rot und blau = DSS (POSS II), Maus im Bild: M. Mrotzek

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